[論文レビュー] First light of the VLT planet finder SPHERE. IV. Physical and chemical properties of the planets around HR8799

M. Bonnefoy, A. Zurlo+64 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Nov 12, 2015

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 112被引用数 73

ひとこと要約

本研究では、HR8799の4つの巨大惑星の物理的・化学的性質を特定するためにSPHERE機器のデータを分析した。分光測光法と場所の褐色矮星、大気モデルとの比較により、HR8799dおよびeはほこりを含むL6–L8型褐色矮星に一致するが、bおよびcは0.1μm未満のケイ酸塩、剛玉、鉄の微粒子による赤化を要する。2σ以内で観測されたSpectral Energy Distribution（SED）を再現できるのはExo-REMモデルの厚い雲構造のみであり、これは強いほこりの光学厚さ効果を示している。

ABSTRACT

The system of four planets around HR8799 offers a unique opportunity to probe the physics and chemistry at play in the atmospheres of self-luminous young (~30 Myr) planets. We recently obtained new photometry of the four planets and low-resolution (R~30) spectra of HR8799 d and e with the SPHERE instrument (paper III). In this paper (paper IV), we compare the available spectra and photometry of the planets to known objects and atmospheric models (BT-SETTL14, Cloud-AE60, Exo-REM) to characterize the atmospheric properties of the planets. We find that HR8799d and e properties are well reproduced by those of L6-L8 dusty dwarfs discovered in the field, among which some are candidate members of young nearby associations. No known object reproduces well the properties of planets b and c. Nevertheless, we find that the spectra and WISE photometry of peculiar and/or young early-T dwarfs reddened by submicron grains made of corundum, iron, enstatite, or forsterite successfully reproduce the SED of these two planets. Our analysis confirms that only the Exo-REM models with thick clouds fit (within 2σ) the whole set of spectrophotometric datapoints available for HR8799 d and e for Teff = 1200 K, log g in the range 3.0-4.5, and M/H=+0.5. The models still fail to reproduce the SED of HR8799c and b. The determination of the metallicity, log g, and cloud thickness are degenerate. We conclude that an enhanced content in dust and decreased CIA of H2 is certainly responsible for the deviation of the properties of the planet with respect to field dwarfs. The analysis suggests in addition that HR8799c and b have later spectral types than the two other planets, and therefore could both have lower masses.

研究の動機と目的

• 新しいSPHERE分光測光法を用いて、HR8799の周囲に直接撮像された4つの惑星の物理的・化学的性質を特定すること。
• これらの惑星の大気が場所の褐色矮星や若い連星とどのように異なるかを評価すること。
• 0.1μm未満の微粒子（剛玉、ケイ酸塩、鉄）による大気の光学厚さが、スペクトルエネルギー分布（SED）に与える影響を評価すること。
• BT-SETTL14、Cloud-AE60、Exo-REMの3つの大気モデルを用いて、観測されたSEDを再現し、T_eff、log g、金属量を制約すること。
• 非平衡化学や不均一な雲構造が、データを説明するために必要かどうかを調査すること。

提案手法

• VLTのSPHERE機器を用いて、HR8799 dおよびeの低分解能（R ≈ 30）分光法と多バンド測光法を取得した。
• 惑星のSEDを、場所のLおよびT型褐色矮星、若い連星、および既知のほこりを含むあるいは赤化された褐色矮星のSEDと比較した。
• 0.1μm未満の微粒子（剛玉、エンスタチート、フォスターイト、鉄）の減光則を適用し、初期T型褐色矮星のスペクトルに赤化効果を模擬した。
• 観測されたSEDを、3つの大気モデル（BT-SETTL14、Cloud-AE60、Exo-REM）を用いてフィッティングし、T_eff、log g、金属量（M/H）を変化させた。
• カイ二乗統計（2σ以内）を用いて、1–5μm波長域におけるモデルの適合度を評価した。
• 非平衡化学および不均一な雲構造の必要性を、モデルの性能比較により評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 HR8799 b、c、d、eの物理的・化学的性質は、場所の褐色矮星や若い連星と比べてどのように異なるか？
• RQ2 HR8799 bおよびcの特異なSEDは、0.1μm未満の微粒子（ケイ酸塩、剛玉、鉄）による赤化を受ける既知の初期T型褐色矮星でどの程度再現可能か？
• RQ3 どの大気モデルがHR8799 dおよびeの全分光測光データを最もよく再現できるか？また、その場合の大気パラメータは何か？
• RQ4 非平衡化学や不均一な雲構造が、観測されたSEDを説明するために必要か、それとも厚い雲の光学厚さだけで十分か？
• RQ5 強化されたほこりの光学厚さと低減したH2の衝突誘導吸収（CIA）は、惑星が場所の褐色矮星とは異なる挙動を示す理由として果たす役割は何か？

主な発見

• HR8799dおよびeは、ほこりを含むL6–L8型場所の褐色矮星とよく一致し、有効温度は1100–1300 K、表面重力（log g）は3.0–4.5の間である。
• Exo-REMモデルに厚い雲を組み込むと、1–5μm域でHR8799dおよびeのSEDが2σ以内に適合し、T_eff ≈ 1200 K、log g = 3.0–4.5、M/H = +0.5が得られた。
• HR8799bおよびcの性質を再現する既知の場所の物体は存在しないが、そのSEDは0.1μm未満のケイ酸塩、剛玉、鉄の微粒子による赤化を受ける初期T型褐色矮星でうまく再現された。
• 分析により、強化されたほこりの光学厚さと低減したH2のCIAが、惑星の場所の褐色矮星とは異なるスペクトル的挙動を引き起こす主な要因であると確認された。
• モデルはHR8799bおよびcのSEDを再現できず、現在のモデルでは雲の厚さ、金属量、重力が依然としてデゲネラシーしていることが示された。
• 非平衡化学および不均一な雲構造は、HR8799dおよびeのSEDを説明するために不可欠ではなく、Exo-REMフレームワーク内では厚い雲の光学厚さのみで十分である。